通过依巴谷原始数据的新缩减，到附近大质量恒星的精确距离

依巴谷HR图的金属丰度范围为-1.0 < [Fe/H] < 0.3

The Hipparcos HR diagram of nearby stars in the metallicity range -1.0 < [Fe/H] < 0.3

从为依巴谷计划选择的几百颗恒星的初始样本中，导出了33个天体的子样本，并直接确定了它们的有效温度、热星等和[Fe/H]。一个准确的观测（logTeff，Mbol）HR图已获得，并与理论等时线。注意力一直集中在HR图的冷部分，进化的影响可以忽略不计。虽然太阳金属丰度的恒星与理论预期有合理的一致性，但在[Fe/H] =-0.5以下的贫金属恒星中出现了明显的差异。这种差异减少到几乎为零，如果考虑到铁的LTE丰度的校正，如果沉降效应包括在恒星演化计算。

依巴谷数据的正确与错误：依巴谷星表的批判性评估

Rights and wrongs of the Hipparcos data: A critical assessment of the Hipparcos catalogue

的依巴谷数据的质量，部分支持一个全新的分析的原始数据，提出了一个关键的评估，目的是澄清自1997年出版的依巴谷目录已经浮出水面的可靠性问题。识别数据中的许多缺陷，例如扫描相位不连续性和外部命中的影响。这些缺陷可以在重新减少原始数据时修复。在大圆还原过程中的不稳定性被确认，并确定在一些数据集。这主要是由于卫星轨道异常造成的观测条件困难。基本角度在整个任务中的稳定性得到了确认，但两个视场之间的连通性对于天空的某些部分来说并不理想。这两个条件都是产生绝对松弛的基本条件。虽然依巴谷的数据有明显的改进空间，但出版的目录在引用的准确性范围内仍然普遍可靠。这里提出的一些调查结果也与即将到来的盖亚任务有关。

新的遥远的伴星到已知的附近恒星。II。依巴谷星的微弱伴星和宽双星系统的频率

New Distant Companions to Known Nearby Stars. II. Faint companions of Hipparcos stars and the frequency of wide binary systems

我们执行一个搜索微弱的，常见的自行伴侣的依巴谷星使用最近出版的LSPM北目录的恒星自行mu>0.15 arcsec/yr。我们的调查共发现了521个角间距为3 arcsec < Delta theta < 1500 arcsec的系统，其中有15个三元组和1个四元组。我们新的依巴谷主恒星系统列表包括了130个首次被确认的系统，其中44个的副恒星V>15.0。我们的普查在统计上是完整的秒，角间距20角秒<δ θ < 300角秒，视星等V<19.0。总的来说，我们发现至少有9.5%的依巴谷星附近（d<100 pc）有远距离的伴星，其轨道间距s > 1，000 AU。我们观察到轨道间距的分布只有在间距s \approx 3，000 AU时才符合Opik定律f（s）ds ~ s^{-1} ds，超过这个距离，它遵循一个更急剧下降的幂律f（s）ds ~ s^{-l} ds，l=1.6+/-0.1。我们还发现，秒星群的光度函数与单星群的光度函数有很大的不同，在低光度（8<M_V<14）天体中表现出相对的不足。观察到的趋势表明，要么形成机制偏向于低质量的同伴，或随着时间的推移，系统的低引力结合能的中断。

天体测量径向速度III。依巴谷对附近星团和星协的测量

Astrometric radial velocities III. Hipparcos measurements of nearby star clusters and associations

附近运动星团中恒星的径向运动是由精确的自行和三角函数确定的，而不需要使用任何光谱学。假设集群成员共享相同的速度矢量（除了随机分散），我们应用最大似然法从依巴谷天体测量数据计算径向和空间速度（和他们的分散）在大熊座，毕宿星，后发座，昴星团，Praesepe集群，和α英仙座，天蝎座-半人马座，和'HIP 98321'协会。毕宿星团的径向运动被确定在0.47公里/秒（标准误差）以内，其单个恒星的径向运动在0.6公里/秒以内。对于其他星团，依巴谷的数据产生的天体测量径向速度的典型精度为几公里/秒。这些天体测量值与文献中的光谱径向速度的比较显示出良好的一般协议，并在最好的确定毕宿星团的情况下，也允许搜索微妙的天体物理差异，如增强对流的F-矮星光谱蓝移的证据，并减少在巨人的引力红移。对天蝎座OB 2复合体的类似比较表明其关联的一些扩展，尽管比它们的年龄预期的要慢。作为径向速度解的副产品，获得了单个恒星的运动学改进的视差，使赫兹-罗素图在光度上具有前所未有的精度。对于毕宿星团（视差精度0.3 mas），它的主序类似于一条细线，可能有摆动。

依巴谷原始数据的新简化

A new reduction of the raw Hipparcos data

我们提出了一个新的依巴谷天体测量数据的减少，其中的理由在所附的文件中描述的大纲。重点是数据分析中与1997年出版的目录所用分析有根本不同的那些方面。新的简化方法使用了卫星姿态的动态模型。它包括了关于扫描阶段不连续性和命中的规定，其中大部分现已查明。最初在大圆解中同时求解的最终沿扫描姿态（卫星扫描相位的重建）、横坐标校正和仪器模型的解现在已解耦。这是可能的，通过从公布的目录的天体测量数据开始的解决方案迭代。解耦消除了影响已发布数据中短数据集的大圆解的不稳定性。建模噪声的减小意味着较小的系统误差，这反映在横坐标误差相关性减小约40倍。要特别注意确保两个视场的测量值对沿扫描姿态解有显著贡献。这提高了数据的整体连通性和重建天空的刚性，这对天体测量数据的可靠性至关重要。在减少过程中的变化和提高对卫星动态的理解，结果在相当大的形式误差减少恒星亮度超过8等。

HD 112914：一个近太阳质量的双星系统

HD 112914 : A nearby one solar mass binary system

格里芬在《天文台》上发表的第167号论文中给出了主序星HD 112914的光谱轨道。他还注意到，这颗恒星也被称为HIP 63406，是依巴谷星表DMSA/O附件中少数几颗在光谱学之前就推导出轨道的恒星之一。虽然彼此一致，但天体测量轨道的确定具有相当大的不确定性。在这里，我们重新分析了依巴谷中间天体测量数据（IAD）使用格里芬的光谱轨道，以获得一个更精确的天体测量轨道。HD 112914系统的几个参数现在受到很好的约束。

三个邻近OB群丛的新结果

New Results for Three Nearby OB Associations

我们已经发展了一种新的程序来识别移动的群体，并应用它来根据依巴谷的松弛和自行对附近的OB协会进行普查（见本卷其他地方的de Bruijne等人和de Zeeuw等人）。这里我们提出三个说明性的案例。对于$α$英仙座，我们的方法使我们能够改进成员名单的亮点，而对于Collinder 121，依巴谷的数据改变了整个协会的外观。最后，我们报告了在仙王座OB2领域发现的一个新的协会。

依巴谷对附近OB协会的普查

A Hipparcos census of the nearby OB associations

根据依巴谷的位置、自行和轴对称，对附近OB星系的恒星内容进行了全面的普查。移动组相结合的Bruijne的翻新收敛点的方法与'意大利面条法'的Hoogerwerf和阿吉拉尔。蒙特卡罗模拟用于估计预期的闯入者场星的数量。天体测量成员被列为12个年轻的恒星群，距离约650 pc。它们是Sco OB 2的3个亚群上天蝎座、上半人马座狼疮和下半人马座Crux，以及Vel OB 2、Tr 10、Col 121、Per OB 2、α英仙座（Per OB 3）、Cas-Tau、Lac OB 1、Cep OB 2和一个新的被命名为Cep OB 6的亚群。选择过程纠正了以前已知的天体测量和光度测量的B型和A型成员的列表，并确定了许多新成员，包括大量的F星，以及演化的恒星，例如，沃尔夫-拉叶星γ ^2 Vel（Vel OB 2）和EZ CMa（Col 121），以及经典的造父变星δ Cep位于Cep OB 6中。在最近的星协中，后者的成员包括金牛座T天体和其他前主序星。在R CrA、CMa OB 1、Mon OB 1、Ori OB 1、Cam OB 1、Cep OB 3、Cep OB 4、Cyg OB 4、Cyg OB 7和Sct OB 2区域的天体测量证据是不确定的，因为它们的距离很大或运动学不好。已建立的群体的平均距离系统地小于以前的估计。平均运动表现出系统的模式，这是讨论有关的古尔德带。12个检测…

邻近OB群丛的结构与演化

Structure and Evolution of Nearby OB Associations

我们提出的第一个全面普查的恒星内容的附近OB协会的基础上依巴谷的位置，自行车和12842候选成员星分布在天空中的21个领域的flaxes。我们使用一种新的方法来识别这些领域中的移动群体（参见de Bruijne等人，这些程序）。以前，几乎所有邻近的OB星协的天体测量成员都只知道光谱类型早于B5的恒星。依巴谷的测量现在使我们能够确定成员晚F。这次普查为研究银河系和河外恒星形成区提供了坚实的基础。

近区类膨胀矮星的详细分析I。恒星参数、动能和氧丰度

Detailed Analysis of Nearby Bulge-like Dwarf Stars I. Stellar Parameters, Kinematics and Oxygen Abundances

用1.5米ESO望远镜的FEROS摄谱仪获得了35颗邻近的类球星的高分辨率埃歇尔光谱，这些恒星的金属丰度在-0.8 $\leq$ [Fe/H] $\leq$ +0.4范围内。日内瓦测光，依巴谷天体测量数据和径向速度从Coravel可用于这些恒星。根据依巴谷的数据，这一种群的消失表明年龄为10-11 Gyr（Grenon，1999年）。对样本星进行了详细的分析，并提出了来自光谱和光度测定的大气参数。氧丰度是根据禁[O I] $λ$ 6300.3 { \rm}线推导的。结果显示，大多数样本恒星的氧过剩模式相比，他们的磁盘同行。

基于依巴谷沉积物的主层序精细结构研究DY/DZ

DY/DZ from fine structure in the Main Sequence based on Hipparcos parallaxes

斜率Δ Y/Δ Z是一个与恒星演化、初始质量函数和原始氦丰度测定有关的重要量。在本文中，我们估计Δ Y/Δ Z的主序列附近的恒星的精细结构的依巴谷数据的Z \leq Zsun和发现一个值约为3，这是一致的，已发现在河外H II地区和恒星模型的适当上限的超新星的初始质量根据IMF的斜率采用。

依巴谷资料推算的速度空间中的近星分布

The Distribution of Nearby Stars in Velocity Space Inferred from Hipparcos Data

根据依巴谷卫星观测到的14369颗恒星的运动学无偏样本的位置和切向速度，用极大似然算法估算了邻近恒星的速度分布f（v）。f（v）在径向和方位角运动v_R和v_phi中表现出丰富的结构，但在垂直速度v_z中没有：有四个突出的和许多较小的极大值，其中许多对应于众所周知的运动群。虽然早期型恒星的样本主要由这些极大值组成，但也有高达25%的红色主序星与它们有关。这些移动的星群对晚型恒星样本的顶点偏差也有影响;它们在更红的样本中出现的频率更高;总体上它们遵循一种不对称漂移关系，在这个意义上，那些只存在于红色样本中的星群主要具有大的|v_R|，并且在v_phi w.r. t上滞后。当地休息标准（LSR）。问题来了，这些古老的运动群体是如何进入它们的偏心轨道的。从太阳系动力学中已知的一种能够管理轨道空间转移的合理机制涉及锁定到轨道共振。除了这些移动的集团，有一个平滑的背景分布，类似于史瓦西的椭球模型，轴比约为1：0.6：0.35的v_R，v_phi和v_z。轮廓与$v_r$方向对齐，但不与w.r. t对齐。v_phi和v_z轴：当恒星旋转速度比LSR快时，平均v_z增加。这种效应可以用银河系圆盘的恒星弯曲来解释。如果这个解释是正确的，那么弯曲的内边缘一定不在太阳圈内，而它的图案以大约13 km/s/kpc或更高的逆行w.r.t.的频率旋转。恒星轨道

依巴谷、IUE和太阳邻域的恒星含量

Hipparcos, IUE, and the Stellar Content of the Solar Neighbourhood

依巴谷星表中的分光光度计可以用来将在地球上观测到的绝对恒星通量转换为附近恒星表面出现的通量。将这些通量与理论模型大气的预测进行比较，使我们能够确定恒星的有效温度和金属丰度。据认为，有可能利用IUE卫星档案中的大量紫外光谱研究太阳附近的恒星含量。

SETI的目标选择：1.附近可居住恒星系统目录

Target Selection for SETI: 1. A Catalog of Nearby Habitable Stellar Systems

为了准备艾伦望远镜阵列的出现，SETI研究所需要大大扩展其为凤凰计划编制的约2000个目标的列表，该计划是一项寻找外星技术信号的计划。在本文中，我们提出了一个可能适合复杂生命形式（包括智能生命）居住的恒星系统目录，其中包括新SETI目标列表的最大部分。邻近可居住系统星表（HabCat）是根据依巴谷星表（Hipparcos Catalogue）创建的，通过检查其中包含的118，218颗恒星的距离，恒星变异性，多重性，运动学和光谱分类信息。我们还利用其他几个目录的信息，其中包含依巴谷星的X射线光度，CaII H&K活动，旋转，光谱类型，运动学，金属丰度和Stroemgren测光的数据。结合对宜居带、进化轨迹和第三体轨道稳定性的理论研究，这些数据被用来从HabCat中删除不合适的恒星，留下一部分恒星，据我们目前所知，这些恒星可能是复杂生命的宜居宿主。虽然这个星表无疑需要随着我们对单个天体的了解而修改，但目前的分析结果是17，129颗依巴谷“habstars”靠近太阳（75%在140 pc以内），其中约2200颗已知或怀疑是双星或三星系统的成员。

疏散星团的绝对自行：I.观测资料

Absolute Proper Motions of Open Clusters: I. Observational data

根据依巴谷星表中的成员星，测定了205个疏散星团的平均自行和弛豫。搜索360个聚类以寻找可能的成员，排除距离D < 200 pc的邻近聚类。成员的选择使用地面信息（测光，径向速度，自行，距离集群中心）和依巴谷提供的信息（自行，视差）。共发现630个确定成员和100个可能成员，依巴谷星团与疏散星团测光距离的比较显示出很好的一致性。依巴谷的数据确认或拒绝几个造父变星的成员在所研究的集群。

依巴谷II映射的相空间中邻近恒星的分布。A-F型星的不均匀性

The distribution of nearby stars in phase space mapped by Hipparcos II. Inhomogeneities among A-F type stars

对距离太阳125秒差距以内的A-F型矮星进行了体积和绝对星等限制的密度-速度空间不均匀性研究，期望得到星系团蒸发、相混合和可能的盘加热机制的特征。一个3-D小波分析是用来提取不均匀性，无论是在密度和速度分布。因此，产生了相空间的真实图像。不仅可以探测到一些星团和星流，而且可以测量聚集恒星的比例。通过估算单个恒星的年龄，我们可以将星系流和星系团与恒星形成时的星际介质的状态联系起来，并提供星系团蒸发和星系流混合的定量视图。因此，我们提出了一个连贯的超星系团的解释，并得出一些定量的演化示踪剂，我们希望在银河系盘的大尺度演化的理解服务。样本在位置空间中的混合相对较好，因为只有不到7%的恒星是自行确认的星团成员。我们还探测到毕宿疏散星团的恒星蒸发。在速度空间中，所谓的埃根超星系团（$σ6.3 km/s$）的典型尺度似乎并不对应于任何物理实体。它们形成的图像、它们的频率和它们在较小尺度上的划分与它们通过物理上均匀的较小尺度结构（$σ3.8 or 2.4 km/s$）的偶然巧合而产生的结果是一致的。相空间结构的详细分析提供了一个方案的运动学演化的太阳附近。

邻近次矮星的亲缘关系

Kinematics of nearby subdwarfs

给出了一个具有精确空间速度和标准化金属丰度的次矮星样品。这是通过将依巴谷天体运动和自行与Carney等人（1994; CLLA）的径向速度和金属丰度相结合而构建的。精确的依巴谷星群导致CLLA测光距离尺度的向上校正因子为11%。亚矮星的运动学行为进行了讨论，特别是在其金属丰度。大多数恒星都是厚盘星，但样本中也包含许多真正的晕星。虽然极端贫金属晕不旋转，但金属丰度在-1.6 < [Fe/H] < -1.0 dex范围内的亚矮星似乎以约100 km/s的平均旋转速度围绕银河系中心旋转。

HD10697的依巴谷观测分析--一颗二次棕矮星的质量测定

Analysis of The Hipparcos Measurements of HD10697 - A Mass Determination of a Brown-Dwarf Secondary

HD 10697是一颗邻近的主序星，最近通过径向速度测量发现了它周围的一颗行星候选者（Vogt et al. 1999，submitted to ApJ）。恒星轨道的周期约为3年，次小质量为6.35木星质量，最小半长轴为0.36毫弧秒（mas）。利用依巴谷天体HD 10697的数据，以及Vogt等人（1999）的光谱元素，我们发现了一个2.1 +/- 0.7质量的半长轴，这意味着这颗看不见的伴星的质量为38 +/- 13木星质量。因此，我们认为HD 10697的次级恒星可能是一颗棕矮星，围绕其母恒星运行，距离为2 AU。

依巴谷III映射的相空间中邻近恒星的分布。A-F类型恒星之间的聚集和流

The distribution of nearby stars in phase space mapped by Hipparcos III. Clustering and streaming among A-F type stars

本文给出了在距离太阳125秒差距以内的一个体积有限和绝对星等有限的A-F型矮星样本中寻找密度-速度不均匀性的详细结果。一个3-D小波分析是用来提取不均匀性，无论是在密度和速度分布。在没有任何假设的情况下建立了相空间的真实图像之后，我们回到先前已知的关于星团和星协、超星团的观测事实。在3-D位置空间中，检索了著名的疏散星团（毕星团、后发座和大熊座）、星协（天蝎座-半人马座星协的一部分）以及毕星团蒸发轨迹。三个新的可能松散的集群被确定（牧夫座，飞马座1和2）。样本在位置空间中的混合相对较好，因为只有不到7%的恒星属于具有连贯运动学的结构，最有可能是引力束缚。在速度空间中，大尺度速度结构（$σ$ ~ 6.3 $km s-1$）主要是Eggen超星系团（Pleiades SC 1，Hyades SC 1和Sirius SC 1）和整个半人马座星协。发现了一个新的超星系团结构，其平均速度介于太阳和天狼星SCl速度之间。这些结构的特点都是年龄范围大，反映了整个样本的年龄分布。此外，一些老的流~ 2 Gyr也提取在这个规模与高U成分。我们发现，所有这些大的速度色散结构代表样品的46%。较小的尺度（σ~ 3.8和2.4 $km s-1$）表明超星系团总是由2个或更多的年龄分布一致的星系流构成。这两条星流中的恒星占比分别为38%和18%。

附近OB星协中的赫比格Ae/Be星

Herbig Ae/Be Stars in nearby OB associations

我们已经进行了研究的早期类型的恒星在附近的OB协会跨越的年龄范围为$\sim$ 3至16百万年，目的是确定恒星的分数属于赫比格Ae/Be类。我们研究了B，A，和F星在附近的（$\le 500$ pc）OB协会上天蝎座，英仙座OB 2，蝎虎OB 1和猎户座OB 1，成员从依巴谷数据确定。我们获得了这些星协中440颗依巴谷星的光谱，并利用依巴谷测光法确定了它们的光谱类型、视距、有效温度、光度和质量。使用校正红化的颜色，我们发现，Herbig Ae/Be星和经典Be星（CBe）在JHK图中占据明显不同的区域。因此，我们使用的位置上的JHK图，以及存在的发射线和强大的12微米通量相对于视觉识别赫比格Ae/Be星的协会。我们发现，Herbig Ae/Be星构成的早期型恒星星族的一小部分，即使在年轻的协会。比较不同年龄的协会的数据，并假设在Herbig Ae/Be星的近红外过量来自光学厚的尘埃内盘，我们确定了随年龄的演化的内盘频率。我们发现在3 - 1000万年的年龄范围内，中等质量恒星的内盘频率低于低质量恒星（<1 msun）。这表明，在中等质量恒星中，盘演化的时间尺度要短得多，这可能是内部盘分散（粘性演化，尘埃生长和向中平面沉降）的更有效机制的结果。

蛇夫座和狼疮云复合体的依巴谷距离

Hipparcos distances of Ophiuchus and Lupus cloud complexes

我们将两微米全天巡天（2 MASS）的灭绝图与依巴谷和第谷的彗星相结合，以获得对蛇夫座和狼疮黑暗复合体距离的可靠和高精度的估计。我们的分析，基于严格的最大似然方法，表明rho-Ophiuchi云位于（119 +/- 6）pc，狼疮复合体位于（155 +/- 8）pc;此外，我们能够对云的厚度及其在天空中的方向进行限制（这两种影响都不包括在上面引用的误差估计中）。对于蛇夫座来说，我们发现了一些证据，表明流光比核心更接近我们。本文中应用的方法目前仅限于附近的分子云，但它将在GAIA时代找到许多自然应用，届时将有可能确定银河系中几乎所有分子云的距离和三维结构。

附近的微透镜事件-识别SIM的候选者

Nearby Microlensing Events - Identification of the Candidates for the SIM

空间干涉测量任务（SIM）是观测天体测量微透镜事件的首选工具，在这种事件中，附近的通常是高自行恒星（"透镜“）从更远的恒星（"源”）前面经过。每一次这样的相遇都会在源的视位置上产生一个偏转，当被SIM观察时，可以导致附近透镜星的精确质量测定。我们使用Hipparcos，ACT和NLTT选择透镜，USNO-A2.0搜索相应的源，并根据1%质量测量所需的SIM时间对这些进行排序。对于依巴谷和ACT透镜，透镜距离和透镜-光源碰撞参量被精确地确定，因此事件被很好地表征。我们提出了32个候选人在2012年开始与61天鹅座A事件，只需要几分钟的SIM时间。Proxima Centauri和Barnard的恒星各自产生几个事件。对于NLTT透镜，已知的距离仅为因子3，并且碰撞参量仅为1“。总之，这些在所需的SIM时间量中产生约10倍的不确定性。我们提出了146 NLTT候选人的名单，并显示如何单历元CCD测光的候选人可以减少SIM时间的不确定性的一个因素~1.5。

从演化计算的比较看邻近恒星的基本参数：质量、半径和有效温度

Fundamental Parameters of Nearby Stars from the Comparison with Evolutionary Calculations: Masses, Radii and Effective temperatures

依巴谷飞行任务使得有可能以非常高的精度将附近的场星的位置限制在色星等图中。这些位置可以与恒星演化计算的预测进行比较，以提供有关恒星基本参数的信息：质量，半径，有效温度，年龄和化学成分。质量、年龄和金属丰度之间的简并度并没有大到妨碍对质量、半径和有效温度的可靠估计，至少对于太阳金属丰度的恒星来说是这样。Bertelli等人（1994）的演化模型很好地预测了这些参数，此外，从理论（log g-Teff）到观测（Mv-B-V）平面的应用变换足够精确，可以在一定的恒星参数范围内得到不确定度约为6%的半径，质量在约8%以内，Teffs在约2%以内。这一点通过与食双星的测量结果和赤通量法的比较得到了证明。在依巴谷观测到的距太阳100秒差距以内的恒星的理论等时线中应用插值程序，提供了17，219颗恒星的估计

根据HIPPARCOS数据的红巨星团的精细结构和基于其平均星等的距离测定

Fine structure of the red giant clump from HIPPARCOS data, and distance determinations based on its mean magnitude

团簇星的I波段亮度最近被用来确定到球核、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云以及到M31的距离。它被认为是一个标准的蜡烛的基础上的观察事实，它是独立的（V-I）-颜色在所有观察到的人口。校准是使用附近的星团星与HIPPARCOS-BELLAXES。最令人惊讶的结果，这一过程是声称的距离LMC只有18.04马格。在本文中，我们表明，人口合成的方法，我们可以重现恒定的M_I与颜色的地方依巴谷集群样本。然而，M_I在不同种群间并不是一个常数，而是取决于金属丰度。因此，测定的到LMC的距离模量为18.28 ± 0.18 mag，与标准值更一致。这至少部分地解决了由M_I的普适值的假设所得到的有争议的结果。我们还发现和讨论的子结构的集群：我们预测，恒星略重于最大质量的发展退化他的核心应定义一个二级，clusterous结构，约0.3马格以下的最蓝的极端的红色集群。这个次级星团可以在依巴谷的恒星数据库中清楚地识别出来。我们认为，仍然存在严重的不确定性，在使用丛星作为距离指标。

Unconstrained Astrometric Orbits for Hipparcos Stars with Stochastic Solutions

A considerable number of astrometric binaries whose positions on the sky do not obey the standard model of mean position, parallax and linear proper motion, were observed by the Hipparcos satellite. Some of them remain non-discovered, and their observational data have not been properly processed with the more adequate astrometric model that includes nonlinear orbital motion. We develop an automated algorithm based on "genetic optimization", to solve the orbital fitting problem with no prior information about the orbital elements is available (from, e.g., spectroscopic data or radial velocity m…

欧拉、依巴谷和五个矮星：重建Local Group中的恒星形成历史

Euler, Hipparcos and the five dwarfs : Reconstructing star formation histories in the Local Group

最近的质量前所未有的颜色星等图解决恒星星族在附近的星系需要国家的最先进的技术来推断恒星形成的历史，引起了观察到的分布。我们已经开发出一种极大似然技术，再加上变分使我们能够作出一个强大的，非参数重建的恒星形成率的演变。一个完整的贝叶斯分析也适用于评估是否找到的最佳解决方案也很好地适合数据。应用这种新的方法WFPC2观测的5个dSph星系的本地集团，我们发现了各种各样的恒星形成的历史，没有特定的时代占主导地位。在依巴谷观测到的太阳邻域的情况下，我们以前所未有的5000万年分辨率推断出过去3 Gyr的恒星形成历史。令人惊讶的规律性的恒星形成事件间隔约0.5 Gyr可以解释为与两个旋臂或银河棒相互作用的结果。这些爆发可能触发大质量星团的形成，这些星团慢慢地溶解在银河系中。

会聚星系周期-亮度关系用于Miras和半规则变量

Hipparcos period-luminosity relations for Miras and semiregular variables

本文通过周期-亮度关系研究Miras和半规则变量，发现两种序列分别对应标准Mira关系和半规则变量，揭示了半规则变量作为Mira前驱体的演化轨迹。

依巴谷亚矮星--富金属星团和厚盘

Hipparcos subdwarf parallaxes - metal-rich clusters and the thick disk

我们使用主序拟合来校准到球状星团NGC 6397、M5、NGC 288、M71和47 Tuccino的距离，将星团测光与具有精确依巴谷视差测量和精确丰度测定的亚矮星数据相匹配。星团和次矮星的丰度尺度都与高分辨率光谱分析有关。我们推导出的五个星团的距离模量分别为12.24，14.52，15.00，13.19和13.59等，不确定度为+/- 0.15等。正如Reid（1997）和Gratton等人（1997）以前的分析一样，这些距离高于依巴谷前调查得出的距离。校准的星团颜色星等图提供了（M（V），（B-V））平面上的基准序列，概述了特定丰度恒星的预期分布。我们结合了NGC 6397的光度数据，（[Fe/H]=-1.82 dex），M5（-1.10 dex）和47 Tuccadium（-0.70 dex）与附近FGK矮星描绘的平均颜色-星等关系，以定义（M（V），（B-V））平面中的参考网格，我们将此网格与洛厄尔自行巡天中绘制的恒星数据进行了匹配，与依巴谷天体测量和Carney等人（1994年）的丰度测定相比较。限制比较非联星，有显着较少的亚发光恒星比预期的光谱金属丰度分布。反过来分析，这意味着贡献于银河系盘贫金属（[Fe/H] < -0.4）尾部的恒星比例减少了三分之一。我们讨论了这些结果的影响。

OB星协、疏散星团和较近恒星的光度刻度

OB Associations, Open Clusters, and the Luminosity Calibration of the Nearer Stars

在较近恒星的光度校准的背景下，我讨论了依巴谷的结果，对附近的OB协会和疏散星团的距离。指出了在分析中的不足和假设，并对疏散星团与主序拟合的结果作了比较。我的结论是，鉴于后者的技术相当大的不确定性，没有令人信服的证据表明，依巴谷的距离疏散星团以外的毕宿星团不应该被信任。

K矮星的金属丰度

Metallicities of nearby K-dwarfs

所谓的“G矮星问题”出现在20世纪60年代，当时人们注意到观察到的附近恒星的金属分布与银河系演化的简单模型中的预期不同。我们已经确定了从依巴谷目录中抽取的100多个K矮星样本的金属丰度，使用R-I颜色来估计有效温度，使用日内瓦测光来估计[Fe/H]。我们证明存在K矮星问题。K型矮星的寿命比银河系的圆盘更长，因此它们是研究圆盘化学演化的理想恒星。对K矮星的进一步光度观测正在进行中。

用依巴谷导出的HR图限制毕宿星团中恒星的金属丰度散射--恒星被污染了吗？

Using a Hipparcos derived HR diagram to limit the metallicity scatter of stars in the Hyades -- Are Stars Polluted?

依巴谷星系的弛豫和自行使得以前所未有的精确度构建附近星系团的赫兹-罗素（HR）图成为可能。毕宿星团中高保真非二元不变星相对于模型恒星演化等时线的标准偏差约为0.04等。我们用这个偏差来估计这个星团中恒星金属丰度的分散度的上限。根据HR图中等时线演化的梯度，我们估计金属丰度分散度Δ [Fe/H]的上限<~ 0.03 dex，这是一个比以前光谱测量的下限更小的限值。这表明疏散星团中的恒星是由金属丰度几乎均匀的气体形成的。我们考虑的假设，与行星形成的过程可以污染恒星的对流区。如果HR图上的位置对对流区和大气的金属丰度不敏感，那么对流区被严重污染的恒星可以通过比较它们的金属丰度和HR图上的位置来识别。或者，如果恒星被金属污染导致恒星在HR图上的位置在垂直于等时线的方向上发生了很大的变化，那么毕宿星团中恒星的低散射可以用来限制可能污染恒星的高Z物质的数量。

银河系造父变星距离刻度的校准：II使用HIPPARCOS校准

Calibration of the distance scale from galactic Cepheids:II Use of the HIPPARCOS calibration

本文对36个邻近星系的距离作了新的估计。它的基础是校准希巴谷飞行任务测量的银河系造父变星的V-和I-波段周期-亮度关系。距离模是以经典的方式获得的。根据Teerikorpi（1987）引入的规则，校正了由于样本不完整而导致的统计偏倚。我们采用一个恒定的斜率（用LMC造父变星得到的斜率）。不完全性偏差的修正引入了一个依赖于每个星系的不确定性。平均而言，这种不确定性是小的（0.04马格），但它可能达到0.3马格。我们表明，不确定性，由于灭绝的校正是小的（probably小于0.05马格）。金属丰度与宿主星系形态类型之间的相关性表明，为了绕过金属丰度的问题，我们应该减少对旋涡星系的应用。我们怀疑所采用的PL斜率并不适用于所有形态类型的星系。这可能导致距离模量的平均系统偏移为0.1 mag。与Freedman等人（2001）最近发表的距离模量的比较表明，与我们的距离模量相当吻合。

对依巴谷早期型恒星聚集体的再认识

A revisit to agglomerates of early-type Hipparcos stars

研究了蓝B_T-V_T依巴谷星富集区的空间结构和亚结构。这些区域包括大型恒星复合体、OB星协和年轻的疏散星团，它们是银河系中正在形成的恒星的示踪物。DBSCAN（Density-Based Spatial Clustering of Applications with Noise）数据聚类算法用于寻找早期型恒星的空间超密度。一旦一个密度过大的“聚集体”被识别出来，我们就对他们的明星成员候选人进行数据和书目汇编。每个早期型恒星的实际成员在凝聚研究的基础上，它的日心距离，自行，和以前的分光光度信息。我们确定了35个早期依巴谷型恒星的聚集体。它们中的大多数与以前已知的集群和OB协会。以前未知的P Puppis凝聚物是虚拟天文台工具专门研究的主题。它实际上是一个新的、邻近的、年轻的疏散星团（d ~ 470 pc，年龄~ 20 Ma），具有明显的径向密度梯度。我们列出Puppis和其他六个聚集体（包括NGC 2451 A，vdBH 23和Trumpler 10）作为亚恒星搜索的新地点，因为它们的年轻，接近和空间密度。我们详细研究了猎户座，CMa-Pup和Pup-Vel OB复合物（“超级团聚体”）的子结构。我们确认或发现猎户座复合体中的一些恒星过密度，如25猎户座集团，马头区（包括猎户座sigma集群），和猎户座eta团聚。最后，我们得到了昴星团、NGC 2451 A和IC 2391的精确视…

年轻和明亮--基于依巴谷视差测量的局部次矮星到球状星团的新距离

Younger and brighter - New distances to globular clusters based on Hipparcos parallax measurements of local subdwarfs

我们利用依巴谷卫星对附近15颗贫金属恒星进行的新视差测量，重新定义了亚矮星主序星。所有这些恒星都有一个至少12%的精确度的视差。将这些测量结果与之前九颗恒星的地面数据进行比较，发现系统偏移量为5%，也就是说依巴谷星云较小（即推断的距离较大）。依巴谷观测的可用性扩大了局部亚矮星样本的范围，我们可以根据丰度将恒星分为中间（[Fe/H] ~ -1.4）和极端（[Fe/H] ~ -2）子集。然后，利用主序拟合技术，将适当丰度范围的恒星与7个球状星团M5、NGC 6752、M13、M15、M92、M30和M68的颜色星等图进行匹配。我们推导出各自的距离模数为14.45，13.17，14.48，15.38，14.93，14.95和15.29等，正式的不确定性为+/- 0.1等。贫金属系统M68、M15和M30具有适度的前景红化，并且将E（B-V）改变+/- 0.02等可以使导出的距离改变高达+/-7%。然而，除了NGC 6752之外，我们得到的距离超过了以前的估计，特别是在四个[Fe/H] ~ -2.1球状星团的情况下，我们的距离模量比目前的标准值高出约0.3个星等。我们简要地讨论了这些发现如何影响RR天琴座距离尺度，等时线为基础的估计年龄的球状星团和我们的图片的早期阶段的恒星形成的银河系。我们注意到，我们的结果在一定程度上调和了星系团年龄和最近确定的哈勃常数之间的明显矛盾。

昴星团距离的问题。近场星Stromgren测光的限制

The problem of the Pleiades distance. Constraints from Stromgren photometry of nearby field stars

以F型星的Stromgren测光为基础，研究了依巴谷星群距离与主序星拟合的差异。从m1指数中选择了与昴星团金属丰度相同的场星，并开发了一种技术，根据色/温度指数b-y，v-y和beta在色星等图中定位这些场星的ZAMS。将昴星团与ZAMS关系拟合得到的距离模数为5.61+/-0.03等，而依巴谷模数为5.36+/-0.06等。因此，我们不能证实Grenon（1999）最近的说法，即采用日内瓦测光确定的昴星团的低金属丰度（[Fe/H]=-0.11）解决了距离问题。研究了由场星确定的ZAMS的金属丰度灵敏度，并通过将所有三个颜色/温度指数b-y，v-y和β中的这种灵敏度结合起来，我们得到了对昴星团距离模量的独立测试，该测试支持我们的5.61 mag.此外，用于比较的场星样本与不同年龄的理论等时线进行了测试，以显示场星中的演化效应样本并没有显著地偏离我们的距离模量估计。可能的解释的昴星团距离问题进行了讨论，并建议，在派生的模量的差异可能与非球形形状的集群。

邻近亚矮星的动力学

Kinematics of Nearby Subdwarf Stars

本文根据Carney等（1994，CLLA）的样本分析了742颗亚矮星的空间运动。根据CLLA的径向速度和金属丰度，结合依巴谷自行，TYC 2 +HIP自行和Tycho 2自行。运动学行为进行了讨论，特别是在其金属丰度。这些样本星中的大多数都具有[Fe/H] >-1的金属丰度，代表了厚盘星族。晕成分[Fe/H] <-1.6，具有低的平均自转速度和径向拉长的速度椭球。在中等金属丰度范围内（-1.6 < [Fe/H] <-1），我们发现了大量具有盘状运动学的次矮星。我们解释这个人口的恒星作为一个金属弱厚盘人口。

球状星团和Mira周期-光度关系

Globular Clusters and the Mira Period-Luminosity Relation

基于依巴谷次矮星的距离尺度的球状星团的M_K值被用来估算Miras星团的M_K值，包括SMC球状星团NGC 121中的一个。这导致了Mira红外周期光度关系PL（K）的零点，与来自附近场Miras的依巴谷天体的结果吻合得很好。这两个估计值的平均值与LMC Miras上的数据一起得出LMC距离模量为18.60 +/- 0.10，与金属量校正的造父变星模量（18.59 +/- 0.10）明显一致。使用明亮的AGB星作为河外人口指标进行了讨论。

用SIM和HIPPARCOS寻找太阳系类似物：ExoPlanet工作组白皮书

Finding Solar System Analogs With SIM and HIPPARCOS: A White Paper for the ExoPlanet Task Force

一颗行星在其主星上的天体测量特征随着周期的延长而显著增加（与P^2/3成比例），因此原则上长周期行星更容易被探测到。例如，一颗太阳质量（M_Sun）的恒星会被一颗周期为100年、距离为20 pc、质量为100亿光年的行星（M_J）拉大约1个质量。这样的定位精度现在可以通过地面和空间望远镜获得。困难在于，通常需要几十年的时间才能发现位置的变化。然而，到下一代天体测量任务（如SIM）开始获取数据时，距离第一个天体测量任务HIPPARCOS已经过去了几十年。在这里，我们建议使用一种新的天体测量方法，采用未来的，高度准确的SIM快速查看调查和希柏谷数据采取了二十年前。该方法利用4 μ a的SIM位置误差，可以探测和表征周期长达240（500）年的太阳系类似物（SOSA），其中有1（10）个M_J伴星。由于可以通过这种方式对数万颗附近的恒星进行调查，并且花费的SIM时间不多，而且SOSA可能相当丰富，因此我们预计将发现数百颗具有长周期轨道的太阳系外行星。这样的数据集将很好地补充了径向速度方法发现的短周期系统。如果棕矮星和低质量伴星的周期短于500年，它们就可以被发现并被定性。该数据集将为行星形成模型提供宝贵的约束条件，并为巨行星的位置允许在宜居带形成低质量行星的系统提供数据库。[摘要]

通过比较单个恒星的HIPPARCOS自行和地基数据，对它们的双星性质进行了说明。基本原则

Indications on the binary nature of individual stars derived from a comparison of their HIPPARCOS proper motions with ground-based data I. Basic principles

我们提出了一种方法，它提供了一些信息上可能的二元性质的一个apparartly单星。该方法将瞬时测量的依巴谷自行与长期平均的地基自行或与从旧的地基位置和依巴谷位置导出的自行进行比较。这种地面数据的良好来源是FK 5和GC。如果自行差Δ-μ相对于其测量误差在统计上是显著的，则该物体很可能是双星。我们称这个对象为“delta-mu binary”。如果自行差异是微不足道的，如果没有其他信息的二元性质的对象是可用的，我们称这样的明星“单星候选人”。我们提出了一个定量测试所观察到的自行差异的意义。我们的方法的灵敏度很高：对于距离为10 pc的邻近恒星，自行差的测量精度（以速度表示）为50 m/s（基本FK 5星）或80 m/s（GC星）的量级。在100 pc时，二维差的平均误差仍然是0.5 km/s或0.8 km/s。对于FK 5星，我们提供的delta-mu双星的可能周期的迹象。如果我们采用轨道周期和质光关系，我们可以用观测到的速度差来估计双星两个分量之间的距离和星等差。本文件主要集中在该方法的基本原理，但它也提供了一些例子的delta-mu联星和单星候选人的说明：伽玛UMa，Eppolitan Eri，Iota Vir，47 UMa，Delta Pav。

近星在速度空间中的分布

The Distribution of Nearby Stars in Velocity Space

从天空中恒星的切向速度，人们可以用统计的方法推断出它们的三维速度分布。依巴谷数据的应用程序揭示了丰富的结构，在平面恒星运动：有几个移动的群体，增加了恒星类型的数量，但减少的重要性。一组独特的向外运动的低自转速度的恒星可能与银河棒有关：在银河盘的光滑模型中生长一个棒会导致这样一组恒星，前提是太阳位于外林德布拉德共振（OLR）之外，并且与棒的方位角在第一象限内。垂直运动显示出较少的结构，但大的<v_z>旋转速度的平均值增加，这可以很好地解释了外恒星盘的翘曲。

邻近多星的散斑干涉测量。IV。2004年的测量和新轨道

Speckle Interferometry of Nearby Multiple Stars. IV. Measurements in 2004 and New Orbits

介绍了2004年10月在北京天文台6米望远镜上对104颗双星和6颗三星进行的散斑干涉观测结果。该计划主要观测附近的低质量恒星，其中59颗是最近由依巴谷天体测量卫星发现的新双星。与衍射极限位置测量同时，我们获得了154个可见光谱不同波段的双星和多星组件的亮度比测量。新的，第一次分辨的双星是共生星CH Cyg和一对红矮星GJ 913 = HIP 118212。此外，我们还计算了两个干涉系统的轨道参数：CN-巨星对HD 210211 = HIP 109281（P=10.7 yr）和G2 V-K2 V双星GJ 9830 = HIP 116259（P=15.7 yr）。

28颗邻近恒星候选者的光谱距离

Spectroscopic distances of 28 nearby star candidates

对28颗被忽视的近地恒星候选星进行了研究，以验证它们的分类并改进它们的距离估计。所有的目标都至少有一个初步的状态是附近的矮星，这是基于它们的大自行和相对微弱的星等。更好的光度和/或光谱的距离需要选择恒星是值得努力的三角视差测量。低分辨率光谱是用陶登堡2米望远镜的NASPEC和卡拉尔阿尔托2.2米望远镜的CAFOS获得的。M型恒星的光谱类型是通过直接比较目标恒星的光谱与用同一仪器观测到的已知光谱类型的比较恒星的光谱来确定的。早期类型的分类是基于与已发布的光谱库的比较。大部分被归类为M矮星，包括11颗在25秒差距内的恒星。LDS 1365较暗的部分，以前被认为是附近的共同自行对，根据我们的结果，是一个不相关的高速背景星。对于其他几个附近的共同自行对我们的距离估计较暗的组件是在良好的协议与依巴谷距离较亮的组件。（节略）

光学引力透镜实验。红色星团作为距离指示器

The Optical Gravitational Lensing Experiment. Red Clump Stars as a Distance Indicator

给出了红团簇星I波段平均亮度与金属丰度的关系。红丛星被认为是一种非常有吸引力的测距标准烛光。校准是基于附近的284颗红巨星，其高质量的光谱允许确定准确的单个金属丰度。依巴谷星的高质量测光图（σ_π/ π< 10%）和光度图都来自依巴谷星。样品的金属量范围很大：-0.6<[Fe/H]<+0.2 dex。我们发现一个弱的依赖平均I-带亮度的金属丰度（约0.13兆/德克斯）。更重要的是，依巴谷样本的金属丰度范围与大麦哲伦星系中的场巨星的金属丰度部分重叠，因此可以通过几乎直接比较本地依巴谷红团巨星与大麦哲伦星系恒星的亮度来确定到大麦哲伦星系的距离。在OGLE-II微透镜巡天期间收集的LMC晕的9个低消光场中的野外红团巨星的测光结果与依巴谷红团星的数据相比较，得出了到LMC的距离模数：（m-M）_LMC=18.24+/-0.08 ma。

附近的年轻视双星HIP 115147及其共同自行伴星LSPM J2322 +7847

The nearby young visual binary HIP 115147 and its common proper motion companion LSPM J2322+7847

我们报告了一个晚M型，共同的自行同伴附近的年轻的视觉二进制HIP 115147（V368 Cep），由963角秒的主要K 0矮星分开。这颗光学昏暗的恒星在2005年被L{é}pine确认为一颗候选的高自行恒星，位于矮LSPM J2322+7847附近。宽伴星是最新发现的后T金牛座低质量恒星之一，在20 pc范围内。我们得到一个三角视差$51.6\pm0.8$ mas，在良好的协议与依巴谷视差的主星（$50.7\pm0.6$ mas）。我们的$BVRI$测光数据和2 MASS的近红外数据一致，LSPM J2322+7847在$K_s$比$V-K_s=6.66$的M场矮星亮1等，这表明它的前主序状态。我们的结论是，最有可能的年龄的主要HIP 115147和它的11角秒的同伴HIP 115147 B是20-50万年。主要的似乎比其接近的类似PZ Tel（年龄1200万至2000万）和TWA协会的成员（700万）更古老。

红巨星团绝对星等和到邻近星系距离测定的人口效应

Population effects on the Red Giant Clump absolute magnitude, and distance determinations to nearby galaxies

红巨星团最近被认为是本星系群中星系的可靠距离指示器。我们重新讨论了依巴谷发现的本星系团与遥远星系中观测到的团星之间的系统星等差（DeltaM_I）问题。首先，我们提出了表格和方程与理论预测的团M_I作为年龄和金属丰度的函数，允许计算DeltaM_I为任何给定的星系模型。然后，我们详细解释是什么决定了星系中团块星的质量、年龄和金属丰度的分布。我们指出，在最近/正在进行的恒星形成的星系，星团星的年龄分布强烈偏向年轻（1-3 Gyr）的年龄，因此对更高的金属丰度。显然，这不会发生在以老恒星星族为主的星系中。我们构建了一个模型，显示产生的金属丰度，颜色和大小的分布，类似于那些来自光谱和依巴谷数据的本地集群。用Bulge、Magellanic Cloud和Carina dSph模式分析了这些系统的DeltaM_I值。我们展示了如何集群RR Lyrics数据很好地再现模型。然而，尽管如此，模型表明，从数据中推导出的线性Δ M_I与[Fe/H]关系并不普遍。最后，我们提供了修正后的丛距离的凸出，麦哲伦云，和船底座dSPH。最大的DeltaM_I值出现在麦哲伦云和船底座dSph，它们位于距离模0.2-0.3等处，比忽略群体效应的结果要长。相反，银河系隆起可能比以前基于红色团块的工作所指示的要稍微近一些（0.1等）。

EF Cha：温暖的尘埃围绕附近的1000万年老恒星运行

EF Cha: Warm Dust Orbiting a Nearby 10 Myr Old Star

大多数类织女星都有远红外线过剩（在IRAS、ISO或斯皮策MIPS波段为60微米或更长），并含有类似于太阳柯伊伯带的冷尘埃（<~ 150 K）。然而，在一个更类似于我们的小行星带的区域，因此与类地行星的形成过程有关的尘埃是温暖的，并产生过量的中红外波长的辐射。通过将依巴谷矮星与MSX星表进行交叉关联，我们发现EF Cha是最近发现的~ 1000万年前的“Cha-Near”移动群的成员，具有突出的中红外过量。N-波段光谱揭示了一个强大的发射功能，其特征在于由一个小的，温暖的，无定形和可能结晶硅酸盐颗粒的混合物。这颗A9恒星周围的温暖尘埃颗粒的存活时间<~ 1 E5年，远小于恒星的年龄。因此，在这个太阳系外的地球行星带中的颗粒必须是“第二代”，而不是原始尘埃的残余物，并暗示着大量的行星形成活动。这样的第二代热过剩发生在附近年轻星协中约13%的早型恒星。

对邻近恒星（NStars）计划的贡献：早于M0的40秒差距以内恒星的光谱学：南方样本

Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 parsecs: The Southern Sample

我们获得了依巴谷星表中距太阳40 pc以内的近3600颗M0以前的矮巨星的光谱、光谱类型和基本物理参数。在这里，我们报告的结果，1676颗恒星在南半球观察到的Cerro Tololo Interamerican天文台和斯图尔特天文台。这些结果包括新的，精确的，均匀的光谱类型，基本的物理参数（包括有效温度，表面重力和金属丰度，[M/H]）和我们的程序星的色球活动的措施。我们在这个样本中包括天体物理学上有趣的恒星，太阳附近的金属丰度分布和太阳类似物的表。我们还证明了色球活动参数log R 'HK的分布的双峰性质强烈依赖于金属丰度，我们探讨了“低金属丰度”色球活动K型矮星的性质。

目视双星和多星的多色CCD测量。III

Multicolour CCD Measurements of Visual Double and Multiple Stars. III

最近的CCD观测是在1998-2004年期间对依巴谷星表和/或格利泽近星星表中选出的大量可见双星和多星进行的。提供了精确的天体测量和光度测量数据，可以描述各个组成部分的特征。这些数据面临的依巴谷数据或数据从一个较老的时代，以评估所观察到的系统的性质。我们同时将具有类似形状的莫法特-洛伦兹轮廓应用于所有检测到的分量，并调整轮廓参数，从中我们获得相对天体测量位置（历元，位置角，角间距）以及差分多色测光（滤波器（B）VRI）。因此，我们获得了71个视觉系统的最新数据，其中6个是轨道双星，27个是附近的，30个是多个系统。在三个案件中，系统仍未得到解决。检测到23种新成分。还发现了两颗新的中间分离的目视双星，相对位置的估计精度分别为0.04度和0.01”，而差示光度法的相对位置估计精度一般为0.01-0.02等。55个系统的关联的性质进行了评估。对20个束缚系统导出了新的基本二元性质。提供了两颗轨道双星的分量颜色和质量。

B星II物理性质的测定.合成光度法的校准

Determining the Physical Properties of the B Stars II. Calibration of Synthetic Photometry

我们提出了一个新的校准光学（UBV，Stromgren，uvby-beta，和日内瓦）和近红外（约翰逊RIJHK和2MASS）测光的B和早期A星来自Kurucz（1991）阿特拉斯模型大气。我们的恒星样本包括45颗正常的、邻近的B星和早期的A星，它们具有高质量、低分辨率的IUE光谱和精确的依巴谷星群。校准是独特的，因为它只依赖于紫外光谱能量分布，V过滤器的绝对通量校准和依巴谷距离，以确定适当的模型大气程序的明星。然后，这些模型被用来校准合成测光。我们比较我们的结果与以前的，公认的结果，并提供了一个彻底的讨论的随机误差和系统的影响校准。特别是，我们证明了vsini的影响来自拟合模型大气的表面重力。最后，我们讨论了我们的一些预期的应用程序，这种新的校准。

附近Mira型变星剑鱼座R的模式转换

Mode switching in the nearby Mira-like variable R Doradus

我们讨论了近70年来的视觉观测附近的半正则变量R剑鱼座。利用小波分析，我们表明，恒星之间来回切换的两个脉动模式的周期为332天和约175天，后者与小得多的振幅。与模型计算的比较表明，这两种模式是第一和第三径向泛音，恒星的物理直径使基模脉动不太可能。模式的变化发生在约1000天的时间尺度上，这是太快的恒星的整体热结构的变化，而可能是与弱混沌。依巴谷到R Dor的距离是62.4 +/- 2.8 pc，加上它的332天的主周期，使它正好处于大麦云星云中的Miras的周期光度关系上。我们的结果意味着所有Miras的第一泛音脉动落在P-L关系。我们认为，半定期变量与长期可能在很大程度上是米拉的一个子集，并应包括在米拉行为的研究。半规则星可能包含直接进化的米拉祖先，或者恒星可能在半规则和米拉行为之间交替。

WIYN疏散星团研究。XXVI。改进的IC 2391运动学隶属度和光谱

WIYN Open Cluster Study. XXVI. Improved kinematic membership and spectroscopy of IC 2391

[摘要] Contex。年轻的疏散星团为研究恒星演化的主序星阶段和主序星前阶段之间的界面提供了重要线索。年轻且邻近的疏散星团IC 2391非常适合研究这两个演化阶段。目标。我们建立了一个真正的集群成员，然后分析这一套的二进制频率，预计旋转速度，[Fe/H]，和锂丰度。在之后的依巴谷距离的昴宿星的争议，我们比较的主要序列拟合距离模数的依巴谷平均视差IC 2391。结果自行巡天覆盖的天空面积是先前在IC 2391中有针对性地搜索星团成员的6倍。总共有66颗恒星被认为是真正的星团成员，质量相当于0.5M_sun。其中四分之一是新发现的，其中许多在F2-K5光谱范围内，这对于主序列拟合至关重要。当太阳丰度为log γ（Fe）=7.45时，[Fe/H]的平均值为+0.06+/-0.06。主序星拟合产生的距离模数比依巴谷星团的距离模数大0.19等，因此这个偏移量几乎与昂宿星团的偏移量相当。锂丰度的模式是类似的早期的发现，是典型的40万年前的疏散星团。

附近冷星的银河系环境

The Galactic Environments of Nearby Cool Stars

如果不了解恒星和周围星际物质之间的动力学相互作用，那么对邻近恒星系统的定义是不完整的。太阳本身已经在本地气泡内部的虚空中浸泡了数百万年，并在过去的$\sim10^5$年中进入了来自天蝎座-半人马座星协的星际物质外流。在这一时期，日球层的尺寸相对较大。附近恒星的一个子集有类似的近代历史，只要了解周围的星际物质和恒星活动周期，天体层的性质是可以预测的。天体球的特性可以用来探测星际介质，而外行星比内行星更经常地浸入星际物质中。

Beta Pic时代

The Age of Beta Pic

我们重新分析了与β Pic相关的移动群体的数据，以确定该群体（或其一部分）是否真实，如果是，则推导出β Pic的改进年龄估计。通过使用新的，更准确的自行PPM和依巴谷和一些新的径向速度，我们得出结论，在运动学的理由，两个M矮星的空间运动，符合β Pic在1公里/秒的误差范围内。根据精确的测光和依巴谷天体的CM图，β Pic的这两个可能的自行伴星非常年轻;通过与D 'Antona和Mazzitelli的理论轨道进行比较，我们得出了$\sim$ 2000万年的年龄。事实上，在我们有数据的160 dM恒星样本中，拟议的β Pic同伴包括三个最年轻的M矮星中的两个。这两颗恒星的色球和日冕活动也证实了它们相当年轻。我们认为，附近三颗最年轻的M矮星中的两颗能够精确地分享β Pic空间运动的概率是相当小的，因此我们相信β Pic和两颗M矮星（GL 799和GL 803）是一起形成的。β Pic的估计年龄为20 $\pm$ 10百万年。

O型和B型高速星的起源II从附近年轻恒星群中喷出的逃逸星和逃逸星

On the origin of the O and B-type stars with high velocities II Runaway stars and pulsars ejected from the nearby young stellar groups

我们使用毫弧秒精度天体测量（自行和自行）从依巴谷和无线电观测追溯56个失控的恒星和9个紧凑的物体的轨道，距离小于700 pc，以确定母恒星群。对于两种情况，可以几乎肯定地推断出具体的地层情况。(i)我们发现逃逸星蛇夫座ζ和脉冲星PSR J1932+1059起源于大约100万年前的一次超新星爆炸，发生在天蝎座OB 2星协上天蝎座子群的一个双星系统中。这颗脉冲星在这一事件中受到了大约350公里/秒的反冲速度，这使双星分离，并使zeta Oph具有很大的空间速度。(ii)Blaauw & Morgan和Gies & Bolton已经假设了逃逸双星AE Aur和mu Col的共同起源，可能涉及大质量高偏心双星iota Ori，基于它们的速度相等和相反。我们证明，这三个对象确实占据了一个非常小的体积\sim 250万年前，并表明，他们从新生的梯形星团弹出。我们确定了另外两颗恒星的母星群：它们都可能起源于5千万年前的Per OB 3星协，其中包含了疏散星团α-英仙座。在我们的样本中，56颗逃逸星中至少有21颗可以与附近的星协和年轻的疏散星团联系起来。其中包括经典的逃逸星白羊座53（猎户座OB 1）、英仙座xi（Persei OB 2）和造父座λ（Cep OB 3），以及15个新发现的恒星，其中一对恒星从猎户座λ星团所在的区域以相反的方向逃逸。其他目前附近的逃亡者和逃亡者起源于700 pc以上，…